Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 07. septembra 2009
Počátkem r. 2007 překročil počet objevených exoplanet další magickou hranici 200 objektů ve 170 planetárních soustavách a v polovině téhož roku se zvýšil na 240 exoplanet. Účinnost objevování exoplanet se s ubíhajícím časem zvyšuje jednak proto, že nově instalované spektrografy mají až neuvěřitelně vysokou přesnost měření radiálních rychlostí mateřských hvězd a jednak díky delší časové základně soustavných pozorování, což dává možnost odhalovat exoplanety s oběžnými dobami řádu roků, tj. obíhající ve vzdálenost řádu astronomických jednotek. I. Jian aj. dokonce tvrdí, že pro 233 exoplanet, nalezených do konce r. 2007, jejichž hmotnosti jsou dobře známy, platí korelace mezi hmotností (0,03 – 20 Mj) a oběžnou dobou exoplanety v rozsahu 2,0 – 4 000 dnů.
J. Johnson aj. však připomínají, že exoplanety se zatím nedají najít u hvězd třídy A a ranějších, protože dosud nejproduktivnější metoda měření periodických změn radiálních rychlostí mateřských hvězd naráží na nedostatek čar v jejich spektru. Ve vzdálenosti do 2 AU od mateřské hvězdy je tak pravděpodobnost výskytu exojupiterů jen 1 % pro trpasličí hvězdy tříd M; 4 % pro hvězdy podobné Slunci a 9 % pro hvězdy s hmotnostmi 1,3 – 2,0 M☉. Autoři však využili okolnosti, že existují také podobři třídy A, kde je spektrálních čar více a sledovali tak změny jejich poloh pro 150 podobrů. Našli tak 4 nové exojupitery, čímž celkový počet exoplanet u hvězd třídy A stoupl na 10 případů. Jde vesměs o exoplanety vzdálené alespoň 0,8 AU od mateřské hvězdy. Hvězdní obři sp. tříd F a A s hmotnostmi >1,3 M☉ mají u sebe obří exoplanety pětkrát častěji než trpaslíci třídy M.
D. Fischerová aj. nalezli už pátou exoplanetu u analogu Slunce 55 Cnc (vzdálenost 13 pc). Má hmotnost 45 Mz a obíhá po kruhové dráze o poloměru 0,8 AU s periodou 260 d, takže se nalézá v ekosféře příslušné hvězdy. Pro případný výskyt života je sice příliš hmotná, ale pokud kolem ní obíhají menší družice, mohl by se život uchytit na nich.
F. Pepe aj. ohlásili objev celkem čtyř exoplanet u hvězdy μ Ara (= HD 160691; 5,1 mag; G3 IV-V; 16 pc; 1,1 M☉; stáří 6,4 Gr) po více než osmiletém sledování změn radiální rychlosti hvězdy spektrografem HARPS NTT s neuvěřitelnou přesností ±1,8 m/s (±6,5 km/h!). Nejblíže k hvězdě obíhá složka c s parametry dráhy a = 0,09 AU, e = 0,17; P = 9,6 d a minimální hmotnosti jen 0,03 Mj. Další v pořadí jsou složky d: a = 0,9 AU, e = 0,07; P 311 d; >0,5 Mj; b: a = 1,5 AU; e = 0,13; P = 643 d; >1,7 Mj; e: a = 5,2 AU; e = 0,1; P = 11,5 r; >1,8 Mj.
Podobně D. Naef aj. využili od r. 2003 spektrografu HARPS pro soustavné sledování radiálních rychlostí 1 400 hvězd s přesností 1 m/s a našli tak tři nové exoplanety u tří pomalu rotujících hvězd HD 10077 (K0 V), 190647 (G5 V) a 221287 (F7 V) vzdálených od nás zhruba 50 pc. Exoplanety mají po řadě oběžné doby 384; 1038 a 456 dnů, tj. velké poloosy drah 1,0; 2,1 a 1,25 AU. Jejich minimální hmotnosti dosahují 1,2 – 3,1 Mj.
D. Valenciaová aj. ukázali, že je takto možné již nalézat exoplanety o hmotnostech nižších než je desetinásobek hmotnosti Země (<0,03 Mj). Prvním takovým případem je exoplaneta GJ 76 d, objevená r. 2005 v soustavě, kde jsou známy už dvě obří exoplanety s oběžnými dobami 30 a 61 dnů u trpasličí mateřské hvězdy sp. M4 V. Autoři spočítali na základě modelů pro stavbu exoplanet, že složka d s oběžnou dobou jen 1,9 d má hmotnost pouze 7,5 Mz (0,024 Mj) a povrchovou teplotu přibližně 540 K.
S. Udry aj objevili pomocí spektrografu HARPS exoplanetu c o hmotnosti 7 Mz a poloměru 2 Rz u hvězdy Gl 581 (Lib; 11 mag; dM3; 6 pc; stáří >2 Gr). Exoplaneta obíhající po výstředné (e = 0,17) dráze ve střední vzdálenosti 11 mil. km (0,07 AU) od mateřské hvězdy v periodě 13 d by měla mít povrchovou teplotu 0 – 40 °C, takže se geometricky vzato nachází v ekosféře hvězdy; tíže na povrchu je však dvojnásobná oproti Zemi a exoplaneta má možná tak silný skleníkový efekt, že se už dávno přehřála. Titíž autoři objevili ještě v témže roce v soustavě již třetí exoplanetu d s dráhovými elementy a = 0,25 AU; e = 0,4 a P = 67 d, jejíž hmotnost činí 7,7 Mz, jež se nachází na vnějším okraji ekosféry mateřské hvězdy. Poznamenejme ještě, že nejnižší dobře určenou hmotnost exoplanety u hvězd hlavní posloupnosti (pouze 5 Mz = 0,016 Mj) má exoplaneta objevená při sledování gravitační mikročočky OGLE-05-BLG-390L.
R. Schwarz aj. ohlásili objev druhé exoplanety u hvězdy HD 108874 (sp. G5 V) ve vzdálenosti 2,4 – 2,9 AU (e = 0,25), když již dříve byla u této hvězdy objevena exoplaneta ve vzdálenosti a = 1 AU (e = 0,07), tj. v ekosféře mateřské hvězdy. Autoři se domnívají, že tato vnitřní exoplaneta může být doprovázena exoplanetkami - Trojany rovněž v ekosféře.
Zdá se tedy, že již není vzdálena doba, kdy výzkum exoplanet dosáhne potřebné citlivosti k objevu exoplanet o hmotnostech srovnatelných s hmotností Země.
A. Mandell aj. se zabývali otázkou stability drah terestrických planet v planetárních soustavách, kde vzniklé obří exoplanety postupně migrují. Vypočítali, že asi třetina takových planetárních soustav je potenciálně dostatečně stabilní, aby na tamějších terestrických exoplanetách mohl vzniknout život. S. Robinsonová aj. využili již obsáhlé statistiky pro exoplanety se zhruba dvojnásobkem hmotnosti Jupiteru a vzdálenostech do 100 pc (celkem 212 objektů) ke konstatování, že jejich hledání metodou radiálních rychlostí nemá pro takto hmotné exoplanety již žádné význačné výběrové efekty v rozsahu hlavního poloos 0,03 – 3,0 AU. Podle očekávání těchto objektů ubývá pro poloosy kratší než 0,5 AU. Čtvrtina těchto jupiterů se nalézá v pásmu 1,0 – 2,0 AU od hvězdy, tedy většinou přímo v jejich ekosférách.
Naproti tomu J. Lissauer ukázal, že trpasličí hvězdy sp. třídy M nejsou příliš přátelské pro život na terestrických exoplanetách. Rozsah ekosfér je totiž mnohem menší než u hvězd slunečního typu a proces akrece terestrických planet je dostatečně účinný až příliš daleko od mateřské hvězdy, kde už je velmi chladno. Pokud takové exoplanety vzniknou dostatečně blízko, mají málo těkavých látek a vody a jsou vystaveny impaktům o nebezpečně vysokých rychlostech.
Podobně S. Raynmond aj. ukázali, že rozsah ekosfér se rychle zmenšuje pro klesající hmotnosti mateřských hvězd, protože životodárné exoplanety musí mít nutně hmotnost větší než 0,3 Mz. Jinak si neudrží dostatečně hustou a rozsáhlou atmosféru a jejich vnitřní stavba nestačí na dynamickou deskovou tektoniku, jež se jeví jako podstatný zdroj energie pro život. Trpasličí hvězdy o hmotnosti nižší než 0,8 M☉ proto stěží mohou mít ve svém okolí dost tuhých zrnek na vznik potřebně hmotné kamenné exoplanety. Obecně lze říci, že nelze očekávat životodárné planety v ekosféře u trpaslíků sp. třídy dM.
P. Verrier a N. Evans zkoumali stabilitu zón pro exoplanety v hierarchických trojitých soustavách, kde dvě složky trojhvězdy obíhají těsně kolem sebe, zatímco třetí složka je od těsného páru velmi vzdálena. Ukázali z rozboru konfigurací v katalogu vícečetných hvězd, že takové soustavy mají jen velmi úzké zóny stability, anebo je nemají vůbec. Zejména se to týká exoplanet s větším sklonem vůči dvěma základním oběžným rovinám tří hvězd a exoplanet s většími výstřednostmi dráhy.
T. Matsuo aj. zjistili, že většina dosud objevených exoplanet vznikla akrecí plynu a prachu na zárodečné jádro spíše než následkem nestabilit v zárodečném protoplanetárním disku, obklopujícím mateřskou hvězdu. E. Villaverová a M. Livio řešili obecnou otázku, zda mohou exoplanety přežít závěr termonukleárního vývoje svých mateřských hvězd v rozsahu hmotností 1 – 5 M☉, kdy hvězda jednak vytváří planetární mlhovinu a jednak se zhroutí na bílého trpaslíka. Ukázali, že exoplanety s hmotností <1 Mj nepřežijí, pokud obíhají ve vzdálenostech menších než 3 – 5 AU. Exoplanety o hmotnosti 2 Mj však přežijí závěrečná stádia hvězdy o hmotnosti 1 M☉, pokud jsou dál než 3 AU. U bílých trpaslíků s hmotnostmi nad 0,7 M☉ mohou být zachovány exoplanety ve vzdálenostech nad 15 AU. Jsou-li přesto pozorovány blíže, pak dnešní bílý trpaslík vznikl splynutím těsné dvojhvězdy složené z méně hmotných bílých trpaslíků.
B. Sato aj. nalezli první exoplanetu v otevřené hvězdokupě. Jde o průvodce mateřské hvězdy Ε Tau (K0 III; 2,7 M☉; 45 pc) v Hyádách, jejichž stáří se odhaduje na 625 mil. roků. Jde o vůbec nejhmotnější hvězdu, u níž byla prokázána existence exoplanety, jejíž dráhové elementy jsou a =1,9 AU; e = 0,15; P = 595 d a jejíž minimální hmotnost činí 7,6 Mj. Autoři proměřili celkem 100 trpasličích hvězd v centru Hyád, ale žádnou další exoplanetu přitom nenašli.
M. Döllinger aj. sledují již tři roky kolísání radiálních rychlostí u 62 obřích hvězd sp. třídy K pomocí 2m Jenschova dalekohledu v Tautenburgu. Při této přehlídce objevili obří exoplanetu s hmotností >7 Mj u hvězdy 4 UMa (= HD 73108; K1 III; 1.2 M☉; 62 pc), obíhající kolem obří hvězdy v periodě 269 d po výstředné (e = 0,4) dráze s velkou poloosou 0,9 AU.
Také C. Lovis a M. Mayor hledají exoplanety u 115 červených obrů na jižní polokouli pomocí spektrografů CORALIE a HARPS na La Silla. Našli tak zatím dva substelární objekty o minimálních hmotnostech 11 a 20 Mj, obíhajících po řadě v periodách 714 d, resp. 678 d kolem obřích hvězd o hmotnostech 2,4, resp. 3,9 M☉ v otevřených hvězdokupách NGC 2423 a 4349. Předběžně se tak potvrzuje, že kolem hmotnějších hvězd se vyskytují i hmotnější substelární objekty, jelikož lze očekávat, že protoplanetární disky kolem těchto hvězd jsou masivnější.
W. Cochran aj. našli dvě exoplanety u hvězdy HD 155358 (K1 III; metalicita 5x nižší než u Slunce). První z nich obíhá v periodě 195 d (a = 0,6 AU; e = 0,1; >0,9 Mj) a druhá v periodě 530 d (a = 1,2 AU; e = 0,2; >0,5 Mj). Exoplanety se navzájem gravitačně ovlivňují, což se projevuje změnami výstředností a stáčením periaster dráhy. Navzdory tomu je soustava dynamicky stabilní po dobu alespoň 100 mil. roků. Spíše je s podivem, že hvězda s tak nízkým obsahem těžších prvků měla ve svém okolí dostatek stavebního materiálu pro zhotovení přinejmenším dvou obřích exoplanet.
R. Silvotti aj. zkoumali soustavu V391 Peg, jenž se skládá z modrého podtrpaslíka na vodorovné větvi diagramu HR a obří exoplanety, obíhající v periodě 3,2 roků ve vzdálenosti 1,7 AU od mateřské hvězdy. Ukázali, že proměnná hvězda prošla v minulosti stádiem červeného obra, jehož maximální poloměr dosáhl 0,7 AU. V té době byla exoplaneta vzdálena od hvězdy jen 1 AU a přesto přežila tuto dosti nebezpečnou epochu. Následná ztráta hmoty hvězdy pak způsobila, že exoplaneta dnes obíhá v podstatně větší vzdálenosti.
G. Torres aj. objevili již 18. transitující exoplanetu u hvězdy HAT-P-3 s vysokým obsahem kovů (V = 12; sp. dK; 5,2 kK; 140 pc; 0,94 M☉; 0,8 R☉; stáří 0,4 mld. r.; metalicita +0,27). Exoplaneta o hmotnosti 0,6 Mj a poloměru 0,9 Rj obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze v periodě 2,9 d (a = 0,04 AU; i = 87°) a její střední hustota 1,06krát přesahuje hustotu vody za normálních podmínek. Odtud plyne, že v jejím jádře musí být 75 Mz těžších prvků. Podobně mocné kamenné jádro (40 Mz) musí mít také exoplaneta HD 149026 b, tj. asi čtvrtinu celkové hmotnosti exoplanety 0,5 Mj.
Kuriózní transitující exoplanetu HAT-P-1b nalezli J. Winn aj. Přechody před složkou B těsné dvojhvězdy ADS 16402 AB (sp. obou složek G0 V; 1,16 + 1,12 M☉; 1,23 + 1,15 R☉; hustota 1,1krát hustota vody; projekce vzájemné vzdálenosti 1,6 kAU; vzdálenost od Slunce 140 pc; stáří soustavy 3,6 mld. roků) totiž trvají pouhou jednu minutu při oběžné době 4,5 d a sklonu dráhy 86°. Exoplaneta obíhá po kruhové dráze o poloměru 0,055 AU (8,25 mil. km) a při poloměru 1,2 Rj má hmotnost 0,5 Mj, takže její hustota činí jen 38 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Jde tedy o největší dosud známou transitující exoplanetu a současně nejřidší, čímž překonává extrémně velkou a řídkou exoplanetu HD 209458 b.
Další velmi řídkou transitující exoplanetu objevili G. Kovács aj. u hvězdy HAT-P-4 a (poloha 1528+30; 11 mag; sp. F; 5,9 kK; 1,6 R☉; 2,7 L☉; 1,3 M☉; stáří 4,2 mld. roků; vysoká metalicita; 310 pc). Exoplaneta b obíhá v periodě 3,1 d na dráze o poloměru 0,045 AU a transit trvá 4,3 h. Oběžná dráha má sklon přesně 90°, takže při poloměru 1,27 Rj má exoplaneta hmotnost 0,7 Mj a tedy nízkou střední hustotu 41 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Pravým opakem této exoplanety je podivný transitující objekt HAT-P-2 b u hvězdy HD 147506 (9 mag; sp. F8; 135 pc), který podle G. Bakose aj. obíhá kolem mateřské hvězdy po velmi výstředné dráze (e = 0,52; a = 0,07 AU) v periodě 5,6 dnů při trvání transitu 4,3 h a poklesu jasnosti jen 0,005 mag. To znamená, že ozáření exoplanety hvězdou v periastru a apastru kolísá v poměru 9:1! Exoplaneta má poloměr 1,0 Rj, ale hmotnost 9 Rj, což znamená průměrnou hustotu 12x vyšší než je hustota vody na Zemi!! Autoři objevu proto soudí, že tato obří exoplaneta má silně stlačené kamenné jádro o hmotnosti minimálně 100 Mz.
M. Holman aj. a A. Sozzetti aj. ohlásili objev dosud nejhmotnější transitující exoplanety TrES-2 u hvězdy GSC 035249.02811 (V = 11,4; G0 V; 5,8 kK; 1,0 M☉; 1,0 R☉; 220 pc; metalicita -0,15; stáří 5 mld. r) o hmotnosti 1,2 Rj a poloměru 1,2 Rj.
M. Gillon aj. zjistili v květnu 2007, že exoplaneta b u hvězdy Gl 436 (Leo; 11 mag; 0,46 R☉; 0,44 M☉; 10 pc) jeví transity v periodě 2,6 d (a = 0,03 AU; e = 0,16; i = 86°), takže její hmotnost činí jen 0,07 Mj, tj. 1,35 hmotnosti Neptunu (23 Mz). Exoplaneta je téměř stejně velká (4 Mz) jako Neptun a má zřejmě kamenné jádro o poloviční hmotnosti obklopené pláštěm vodního ledu pod vysokým tlakem, jehož hmotnost představuje minimálně 10 % hmotnosti exoplanety. Vnější atmosféra exoplanety se skládá z vodíku a helia. Překvapivě velká výstřednost dráhy exoplanety tak blízko mateřské hvězdy se dá vysvětlit přítomností druhé exoplanety v této soustavě. V současnosti jde tedy o nejbližší, nejlehčí a nejmenší známou exoplanetu mezi všemi transitujícími objekty.
Titíž autoři zpřesnili pomocí VLT ESO údaje o transitující exoplanetě OGLE-TR-132 b (Car; 2 kpc). Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy (sp. F V; 6 kK; 1,3 M☉; 1,3 R☉; stáří 0,5 – 2,0 mld. let) v periodě 1,7 d; a = 0,03 AU (4,5 mil. km!), takže je ohřáta na 2 kK. Má hmotnost 1,1 Mj a poloměr 1,2 Rj, takže její hustota činí 90 % hustoty vody v pozemských podmínkách. F. O'Donovan aj. objevili transitující exoplanetu TrES-3 s extrémně krátkou periodou 1,3 d (a = 0,023 AU) u hvězdy GSC 03089-00929 (V = 12,4 mag; sp. dG; vl. pohyb 0,04″/r; 0,9 M☉; 0,8 R☉; 5,7 kK; rotace <2 km/s) pomocí dvou 0,1m přehlídkových dalekohledů na obou stranách Atlantiku. Pokles jasnosti hvězdy při přechodu exoplanety dosahuje 2,5 % a odtud vyplývá, že exoplaneta má sklon dráhy 82°; poloměr 1,3 Rj a hmotnost 1,9 Mj.
Podobně C. Burke aj. pozorovali transit horkého jupiteru XO-2 b, jenž obíhá silně metalickou (sp. K0 V; 1,0 M☉; [Fe/H] = +0,45) trpasličí složku dvojhvězdy GSC 03413-0005 (0748+50; 150 pc), která se prozradila společným vlastním pohybem 0,001 6″/r. Druhá složka dvojhvězdy je od trpaslíka K vzdálena úhlově 31″ a má silně výstřednou dráhu. Exoplaneta o poloměru 1,0 Rj a hmotnosti 0,6 Mj má velkou poloosu dráhy 0,04 AU, sklon 89° a obíhá mateřskou hvězdu v periodě 2,6 dne.
F. Pont aj. využili kamery ACS HST k mimořádně přesným měřením tří transitů exoplanety HD 189733 b. Mateřská hvězda (V452 Vul; sp. K1.5 V; 19 pc) je doprovázena červeným trpaslíkem sp. dM ve vzdálenosti 216 AU, který kolem ní obíhá v periodě přes 3 tis. roků. Jelikož hvězda je 7,7 mag, dosáhla relativní přesnost fotometrie hodnot lepších než 1.10-4. Hvězda má poloměr 0,75 Ro a hmotnost 0,8 M☉. Exoplaneta obíhá v periodě 2,2 d ve dráze téměř kolmé na dráhu zmíněné dvojhvězdy a z transitů v trvání 1,7 h vyplývá sklon její dráhy 86°, poloměr 1,15 Rj; hmotnost 1,15 Mj a hustota 0,8násobek hustoty vody. Navzdory vysoké přesnosti fotometrie se nepodařilo nalézt žádný transit družice exoplanety, popř. rovníkového prstenu.
J. Harrington aj. sledovali pomocí SST v infračerveném pásmu 24 μm světelnou křivku hvězdy υ And, kterou doprovází přinejmenším tři exoplanety. Nejblíže k mateřské hvězdě obíhá υ And b v periodě 4,6 d o minimální hmotnosti 0,7 Mj. To znamená, že je hvězdou ohřívána daleko více, než kolik činí její vlastní zdroj tepelné energie. Proto je možné na světelné křivce soustavy pozorovat v infračervené oblasti kolísání jasnosti, vyvolané tím, že exoplaneta k nám střídavě natáčí denní a noční polokouli. Z měření tak vyplývá, že v poledne dosahuje teplota její atmosféry 2,5 kK, zatímco o půlnoci jen 1,1 kK. Exoplaneta má ovšem vlivem slapů synchronní rotaci, takže natáčí k hvězdě stále tutéž polokouli. Přesto je překvapující, že výměna tepla mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí je zřejmě zanedbatelná. Podle N. Cowana aj. vyplývá z infračervených měření SST, že tyto poměry denních a nočních teplot se pro různé exoplanety liší; např. exoplanety u hvězd HD 209458, HD 179949 a 51 Peg jsou (nestejně) horké i na nočních polokoulích.
G. Ballesterová aj. objevili pomocí spektrografu STIS HST absorpční čáry neutrálního vodíku v atmosféře známé obří exoplanety u hvězdy HD 209458 (Peg). Exoplaneta byla objevena metodou radiálních rychlostí, ale objev byl posléze potvrzen také pozorováním transitů přes kotouček mateřské hvězdy. Atmosféra exoplanety je zřetelně rozepnuta vlivem ohřívání od mateřské hvězdy a z její svrchní atmosféry uniká vodík do okolního prostoru. Ve spodní termosféře je dokonce vidět Balmerův skok ve spojitém spektru atmosféry. L. Richardson aj. využili SST k pozorování infračerveného spektra této exoplanety vně zákrytu a k pořízení spektra mateřské hvězdy během zákrytu exoplanety hvězdou. Prostým odečtením spekter pak získali překvapivě kvalitní spojité spektrum exoplanety, v jejíž atmosféře našli mračna obsahující silikáty a emisi neznámého původu na vlnové délce 7,8 μm.
L. Richardson aj., C. Grillmair aj. a M. Swain aj. použili téhož triku k zobrazení spektra exoplanety HD 189733 b (Vul). Přestože je spektrum exoplanety 500krát slabší než spektrum mateřské hvězdy, podařilo se jim tak najít emise vodní páry v atmosféře exoplanety. H. Knutsonová aj. zjistili, že exoplaneta vzdálená od mateřské hvězdy jen 0,04 AU (oběžná doba jen 2,2 d) má vázanou rotaci. Atmosféra denní strany exoplanety má teplotu až 1 200 K, kdežto noční strana jen 970 K. Nejteplejší je skvrna atmosféry, odpovídající času 2 h po pravém poledni na exoplanetě. Podobně je posunuta i chladná skvrna na noční polokouli exoplanety, což znamená, že v atmosféře vane pasátový vítr východním směrem a nadzvukovou rychlostí až 3 km/s. Zdá se, že tímto způsobem bude možné sledovat i dlouhodobé změny klimatu v atmosférách exoplanet.
G. Tinettiová aj. objevili v atmosféře exoplanety vodní páru díky infračerveným měřením v pásmu 3,6 a 5,8 μm. Podle údajů z kosmického teleskopu SST jde dokonce o druhou nejvíce zastoupenou molekulu hned po molekulovém vodíku. Zdá se tedy, že obří exoplanety mají vodu v atmosféře vždy, i když se nacházejí v těsné blízkosti mateřské hvězdy. E. Bainesová aj. využili interferometru CHARA na Mt. Wilsonu k přímému změření úhlového průměru mateřské hvězdy této exoplanety 0,000 38″, což při vzdálenosti 19 pc dává lineární poloměr 0,78 R☉. Odtud pak plyne, že exoplaneta má poloměr 1,2 Rj a hmotnost 1,15 Mj, což dává průměrnou hustotu 90 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
J. Harrington aj. využili infračervených pozorování SST v pásmu 8 μm ke změření teploty atmosféry exoplanety HD 149026 b (Her) během sekundárního minima jasnosti soustavy. Její atmosféra totiž vyzařuje v infračerveném pásmu okamžitě teplo nasbírané atmosférou ohřívanou viditelným zářením mateřské hvězdy. Modely naznačovaly, že by tato teplota měla být 1,7 kK, ale SST naměřil 2,3 kK, což svědčí o výskytu naprosto černých mračen v atmosféře exoplanety, aby se dokázala tak vydatně ohřát. T. Koskinen aj. rozebrali podmínky stability atmosfér exoplanet o hmotnosti Jupiteru v závislosti na vzdálenosti exoplanety od mateřské hvězdy. Vypočetli, že stabilní atmosféry mohou mít exoplanety vzdálenější více než 0,15 AU od mateřské hvězdy. Pokud se nacházejí blíže, atmosféra hydrodynamicky uniká.
Vědecky hodnotná pozorování transitujících exoplanet nejsou nikterak omezena na velké profesionální přístroje, jak u nás ukázal R. Kocián na Hvězdárně J. Palisy v Porubě, jenž 0,2m reflektorem Newtonova typu vybaveném digitální kamerou ST-8 a červeným filtrem úspěšně pozoroval transit exoplanety TrES-1 b (Lyr; V = 12 mag; P = 3,03 d) o hloubce minima 0,03 mag a trvání 1,5 h s expozicemi 60 s a střední chybou měření ±0,006 mag. Podobně J. Almenar měřil v září 2007 na Kanárských ostrovech u hvězdy HD 17156 b (Cas; V = 8,2 mag; P = 21 d) pomocí 0,3m reflektoru průběh transitu u exoplanety b (P = 21 d; a = 0,16 AU; e = 0,7; 1,15 Rj; 3 Mj; teplota atmosféry 430 – 1 330 °C; hustota 2,6x voda), přičemž pokles jasnosti dosáhl 0,06 mag a celý úkaz trval 3,1 h. Souběžně měřili tentýž transit italští profesionálové M. Barbieri aj., kteří dostali sklon dráhy 88°; vzdálenost periastra 0,05 AU (tj. jen 7 poloměrů hvězdy) a tudíž velké kolísání ozáření exoplanety na dráze v poměru 1 : 26!
Jak uvedli J. Fortney aj., metoda transitů umožňuje změřit poloměry exoplanet ve velmi širokém rozsahu hmotností od hmotnosti Měsíce po desetinásobek hmotnosti Jupiteru (rozsah 5 řádů) a podobně i vzdáleností od mateřské hvězdy (0,02 – 10 AU). Podle D. Charbonneaua aj. jsou obří horké exoplanety obíhající těsně kolem mateřské hvězdy soustavně větší než vyplývá z modelů jejich vnitřní stavby.
F. Benedict aj. pozorovali nepřímo obří exoplanetu u známé blízké (3,2 pc) trpasličí hvězdy Ε Eri (sp. K2 V; 0,8 M☉; stáří 850 mil. r.) jednak pomocí HST, ale také pozemními astrometrickými dalekohledy a spektroskopy. Odtud jim vyšla hmotnost exoplanety 1,55 Mj; velká poloosa dráhy a = 3,4 AU; výstřednost e = 0,7; sklon i = 30° a oběžná doba P = 6,85 r. Její svítivost odhadli na 16 nL☉. Autoři též zjistili, že rovina dráhy exoplanety splývá s rovinou prachového disku obklopujícího hvězdu a že v dutině prachového disku se pravděpodobně nachází další obří exoplaneta typu Jupiteru s oběžnou dobou 50 – 100 let.
G. Torres aj. rozřešili novými pozorováními dlouholeté nejistoty kolem průvodců jasné (3 mag) hvězdy γ Cep (sp. K1 III-IV; 4,8 kK; 14 pc; 1,2 M☉; stáří 6,6 Gr). Hvězda má vzdálenou sekundární složku - červeného trpaslíka sp. třídy dM4 (0,36 M☉) a jasnosti o 8 mag nižší než γ Cep, takže v její záři zcela zaniká. Z již stoleté astrometrie se však podařilo zjistit, že tento trpaslík se pohybuje po výstředné (e = 0,4) oběžné dráze o velké poloose 19 AU s oběžnou periodou 67 roků. Kolem primární hvězdy však obíhá ještě jedno těleso ve vzdálenosti jen 1,9 AU o minimální hmotnosti 1,4 Mj v periodě 2,5 roků v rovině koplanární s drahou červeného trpaslíka. Jelikož z měření družice HIPPARCOS vyplývá horní mez hmotnosti tělesa 17 Mj, jde buď o obří exoplanetu typu Jupiter anebo o velmi lehkého hnědého trpaslíka. Vzápětí však R. Neuhäuser aj. úspěšné zobrazili onoho červeného trpaslíka díky adaptivní optice u japonského 8,2m Subaru jako hvězdu K = 7,3 mag. Odtud vyplývá jednak vyšší hmotnost γ Cep 1,4 M☉ a červeného trpaslíka 0,41 M☉ a jednak poněkud větší a = 20 AU se sklonem i = 119°. Minimální hmotnost substelárního objektu se tak zvýšila na 1,6 Mj a i toto těleso obíhá po lehce výstředné dráze: e = 0,12, což však neohrožuje jeho stabilitu, protože se od mateřské hvězdy nikdy nevzdálí na více než 2,3 AU, zatímco mez stability sahá až do vzdálenosti 3,4 AU od primární hvězdy.
P. Kervella a F. Thévenin se pokusili pomocí zobrazovače SuSI 2 NTT (ESO) nalézt substelární průvodce o známé blízké dvojhvězdy slunečního typu α Centauri, ale neuspěli, přestože prohlédli okolí dvojhvězdy do úhlové vzdálenosti až 3 obl. minut s mezní hvězdnou velikostí 24 mag. Stanovili pouze horní meze, tj. v tomto okolí neexistuje žádný hnědý trpaslík s hmotností >30 Mj v intervalu vzdáleností 50 – 100 AU od dvojhvězdy a s hmotností >15 Mj v intervalu 100 – 300 AU.
B. Biller společně s L. Closem a J. Gizis aj. určovali nezávisle na sobě trigonometricky vzdálenost hnědého trpaslíka 2M 1207-39 (I = 16 mag; sp. M8; 25 Mj; stáří <10 mil. roků) ve hvězdné asociaci TW Hya a obdrželi tak hodnoty 59 pc, resp. 54 pc. Kolem trpaslíka obíhá exoplaneta (K = 17 mag; sp. L5-9.5), obklopená akrečním diskem o hmotnosti <8 Mj. Týž objekt sledovali také C. Ducourant aj. pomocí špičkového zobrazovače SuSi-2 na NTT ESO a již v dubnu 2004 tak pořídili první přímý snímek zmíněné exoplanety. Dostali pak dvě možná řešení pro parametry exoplanety. Buď má hmotnost 4 Mj a teplotu povrchu 1,15 kK, anebo hmotnost 8 Mj a teplotu 1,6 kK. Z těchto pozorování vyplývá trigonometrická vzdálenost soustavy 52 pc.
J. Stauffer aj. uskutečnili hlubokou přehlídku otevřené hvězdokupy Plejády v blízkém a středním infračerveném pásmu s cílem objevit objekty s nízkými hmotnostmi. Tato přehlídka je o 2 mag citlivější než známá přehlídka 2MASS a skutečně vedla k objevu 42 nových substelárních objektů s hmotnostmi 0,04 – 0,1 M☉. Mezi nimi je přinejmenším 31 hnědých trpaslíků.
V. Joergens a A. Müller objevili po sedmiletém sledování ešeletovým spektrografem UVES VLT průvodce na rozhraní mezi hnědým trpaslíkem a exoplanetou u hnědého trpaslíka Cha Hα 8 (M6 V; stáří 3 mil. roků). Průvodce o hmotnosti 18 Mj obíhá kolem hnědého trpaslíka v periodě 4,4 roku po dráze s velkou výstředností e = 0,5 a velkou poloosou a =1,0 AU. Hmotnost průvodce představuje asi čtvrtinu hmotnosti primárního hnědého trpaslíka, takže ho lze charakterizovat jako přechodný objekt mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Důležitost objevu spočívá v možnosti hledat exoplanety obíhající hnědé trpaslíky.
M. Audard aj. využili simultánního sledování páru hnědých trpaslíků Kelu-1 (1305-26; sp. L2 + L3; úhlová vzdálenost složek 0,3″; 19 pc; vl. pohyb 0,3″/r) pomocí anténní soustavy VLA a rentgenové družice Chandra ke změření překvapivě vysokého rentgenového zářivého výkonu soustavy 3.1021 W, zatímco rádiové záření nenaměřili vůbec.
N. Siegler aj. ohlásili objev extrémně chladného páru 2MASS J2132+1341 (Peg; vzájemná vzdálenost 1,8 AU; oběžná doba ≈ 10 let), jehož primární složka je chladnou hvězdou sp. L5, kdežto sekundární složka je hnědým trpaslíkem sp. L7.5. Úhlová separace obou složek činí jen 0,07″ a jejich rozlišení se podařilo díky laserové adaptivní optice u Keckova teleskopu.
A. Burgasser aj. nalezli vzdáleného (480 AU) hnědého trpaslíka B (sp. T8; 790 K; 0,033 M☉; stáří 0,7 – 4,7 mld. let) u hvězdy HD 3651, jejíž stáří odhadují na rozmezí 2 – 12 mld. roků. Hvězdu však doprovází také exoplaneta o hmotnosti 0,2 Mj s dráhovými parametry a = 0,3 AU; e = 0,64. V každém případě však zmíněný hnědý trpaslík představuje hrozbu pro případné terestrické exoplanety v soustavě, jelikož dráhovými poruchami může buď terestrické exoplanety "vyhodit ze sedla", anebo způsobit sérii dopadů menších objektů na tyto potenciálně obydlitelné exoplanety. Autoři proto soudí, že jde fakticky o svéráznou analogii objektů typu Nemesis, jak se o nich občas píše ve spekulativní literatuře. V každém případě naší Sluneční soustavě nic takového nehrozí, protože objekt typu HD 3651 b ve Sluneční soustavě by byl současnými prostředky jako je družice HIPPARCOS nebo přehlídka 2MASS určitě objeven, i kdyby se nacházel ve vzdálenosti 150 kAU od Slunce!
Právě před půl stoletím publikoval proslulý "gang čtyř" (B2FH = E. a M. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle) klíčovou práci o vzniku prvků těžších než helium při termonukleárních reakcích v nitru hvězd: "Synthesis of the elements in stars" (Rev. Mod. Phys. 29, 547) v rozsahu 103 str., což oslavili v červenci 2007 na Caltechu v Pasadeně třídenní vědeckou konferencí. Méně je známo, že v témže r. 1957 dospěl k témuž výsledku nezávisle americko-kanadský astrofyzik A. Cameron v práci "Nuclear reactions in stars and nucleogenesis" (PASP 69, no. 408, 201), která čítá jen 22 str. Jedině americký fyzik W. Fowler z Caltechu (Hoyle a manželé Burbidgeovi jsou Angličané) však byl za tuto převratnou práci, na níž je založena moderní teorie nukleogeneze ve hvězdách, odměněn Nobelovou cenou za fyziku v r. 1983. G. Burbidge uvedl při 50. výročí tohoto epochálního výzkumu, že především F. Hoyle by si byl cenu zasloužil nejvíce (manželé Burbidgeovi byli jeho doktorandy).
D. Heyrovský ukázal, že okrajové ztemnění hvězdných atmosfér lze měřit nejenom u zákrytových dvojhvězd, ale také při pozorováních kotoučků hvězd pomocí soudobých interferometrů, jakož i při sledování přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy. A. Claret zjistil, že výpočet okrajového ztemnění hvězdy se velmi komplikuje v případě, že je hvězda ozářena blízkým zdrojem (složkou dvojhvězdy, akrečním diskem a horkou skvrnou v něm). M. Bogdanov a A. Čerepaščuk poukázali na nové pozorovací možnosti studia okrajového ztemnění v zákrytových dvojhvězdách díky fotometrickým družicím CoRoT a Kepler, jež měří jasnosti hvězd v různých spektrálních oborech s relativní přesností 10-4. To dává možnost měřit lineární koeficient okrajového ztemnění s přesností na 1 % a s toutéž přesností pak ověřovat modely hvězdných atmosfér.
T. Lanz a I. Hubený propočítali monumentální síť modelů hvězdných atmosfér s překrýváním spektrálních čar (line blanketing) a v tepelné nerovnováze pro hvězdy spektrálních tříd O a B (teploty 55 – 15 kK) pro šest různých chemických složení a rozdílné hodnoty gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy (veleobři, obři, podobři, hvězdy hlavní posloupnosti).
A. Sernelli a M. Fukugita se zabývali modelováním vývoje hvězd s hmotnostmi 1 – 8 M☉ od fáze gravitačního smršťování před hlavní posloupností až po zhroucení na bílého trpaslíka. Výsledkem těchto rozsáhlých výpočtů je časový průběh vyzařované energie v podobě fotonů i neutrin během celého života hvězd, jakož i změny jejich gravitační a tepelné energie i chemického složení. Autoři dokonce dokázali spočítat, jakým tempem hvězdy v jednotlivých epochách svého života ztrácejí hmotu do mezihvězdného prostoru. Z výpočtů mj. vyplynulo, že 80 % kovů (chemických prvků od C po U) ve vesmíru je ukryto v bílých trpaslících a že vazební energie bílých trpaslíků převyšuje pětkrát vazební energii hvězd hlavní posloupnosti.
A. Vitričenko aj. odvodili vztah mezi svítivostí L (zářivým výkonem v jednotkách L☉) a hmotností M velmi hmotných hvězd v rozsahu 10 – 50 M☉: L = M2,76 na základě příslušných měření pro 73 velmi hmotných hvězd. L. Jungelson aj. se věnovali modelům vývoje extrémně hmotných nadhvězd v rozsahu 60 – 1 000 M☉. Poukázali na významnou ztrátu hmoty nadhvězd v průběhu jejich krátkého života, takže na konci svého vývoje nemají více než 150 M☉. Pak vybuchnou jako supernovy díky nestabilitě párů elektronů a pozitronů, jež vznikají v hmotné hvězdě při srážkách fotonů gama s jádry atomů. Vznik těchto párů totiž prudce sníží tepelný tlak v nitru hvězdy, což způsobí jeho smrštění. Následkem toho vzroste prudce teplota nitra hvězdy a dojde k překotným termonukleárním reakcím, jež hvězdy posléze zcela rozmetají, aniž by vznikla černá díra.
Tento mechanismus vzniku supernov je omezen na hvězdy s hmotností vyšší než 130 M☉ a s nízkou metalicitou - to jsou hvězdy I. generace (populace III), jež vznikaly ve velmi raném vesmíru a dnes už jsou velmi vzácné. Pokud k výbuchu supernovy nedojde kvůli nižší hmotnosti hvězdy, tak se takový objekt zhroutí na černou díru s maximální hmotností 70 M☉. Dosud však nebyly objeveny hvězdné černé díry s dobře určenou hmotností >16 M☉, ačkoliv jsou náznaky, že v cizích galaxiích existují hvězdné černé díry s hmotnostmi až 33 M☉ (galaxie IC 10).
Podle H. Belkuse aj. vede zhroucení jader velmi hustých hvězdokup s hmotnými hvězdami ke vzniku nadhvězd s hmotností až 1 tis. M☉. K takovým hvězdokupám patří zejména kupy Arches a Kvintuplet vzdálené jen 10 pc od centra Galaxie. Extrémně hmotné hvězdy však rychle ztrácejí hmotu hvězdnou vichřicí a tempo i velikost této ztráty rozhodne o výsledném osudu nadhvězdy. Při velmi nízké metalicitě se mohou rovnou zhroutit na intermediální černou díru (IMBH), popř. na standardní hvězdnou černou díru. Další možností je výbuch supernovy, což v podstatě souhlasí s výsledky předešlé práce L. Jungelsona aj.
Podle M. Robberta aj. využili astronomové u 8,1m teleskopu Gemini N testování adaptivní optiky ALTAIR k podrobnému zobrazení okolí Trapezu v mlhovině v Orionu v blízkém infračerveném oboru spektra. Získali tak záznam kulek horkého (5 kK) plynu, vystřelovaných z okolí infračerveného objektu Becklin-Neugebauer supersonickými rychlostmi až 400 km/s. Kulky mají průměr stovek AU a byly vystřeleny před méně než tisíciletím zcela neznámým procesem.
T. Ratzka aj. pozorovali pomocí kamery NACO VLT (ESO) ve středním infračerveném pásmu nejbližší okolí hvězdy TW Hya (vzdál. 51 pc) ve stejnojmenné hvězdné asociaci staré asi 10 mil. roků. Odhalili tak opticky tlustý akreční disk prachu s vnitřní dírou o poloměru asi 0,6 AU. Autoři soudí, že jde o nepřímý důkaz možné existence obří exoplanety ve vzdálenosti <0,3 AU od hvězdy.
A. Chrysostomou aj. měřili polarizaci v bipolárních výtryscích z prahvězdy HH135-136 (Car; vzdálenost 2,7 kpc) a zjistili, že oba výtrysky vykazují silnou navzájem opačně orientovanou kruhovou polarizaci. To lze dobře vysvětlit přítomností dipólového magnetického pole samotné prahvězdy, které usnadňuje usměrnění výtrysku do velké vzdálenosti od hvězdy. Hmotnost výtrysků činí asi 1 M☉.
Tím lze objasnit, jak se prahvězdy při svém gravitačním hroucení zbavují přebytečného momentu hybnosti, aniž by odstředivá síla rotace prahvězdy znemožnila její další smršťování. Akrece hmoty zárodečného mračna na prahvězdu se tím přiměřeně zpomalí, takže to usnadní její proměnu na skutečnou hvězdu. Podobně usnadňuje magnetické pole v okolí černých veleděr další akreci hmoty slapově roztrhaných hvězd na samotnou veledíru.
A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že magnetické pole hraje významnou úlohu při vzniku a vývoji rychle rotujících hvězd tříd Ae a Be. Reliktní magnetické pole donutí totiž celou hvězdu otáčet se kolem rotační osy jako tuhé těleso. Hvězdy Be mohou dosáhnout počátečních hmotností až 30 M☉ a pak ztrácejí hmotu intenzivním hvězdným větrem. Pokud se hvězdy Be vyskytují ve dvojhvězdě s bílým trpaslíkem typu O-Ne, mohou mu nakonec dodat tolik hmoty, že se bílý trpaslík zhroutí na neutronovou hvězdu, což se navenek projeví dlouhým zábleskem záření gama (LGRB).
Přestože se obvykle zdá, že nejbližší okolí Slunce je už dobře prozkoumáno, T. Henry aj. ukázali, že tomu tak zdaleka není. Pomocí 0,9m reflektoru CTIO totiž změřili paralaxy 20 trpasličích hvězd sp. třídy dM, které jsou blíže než 10 pc od Slunce. Autoři uvádějí, že za posledních 6 let bylo tak nalezeno celkem 34 (16 %) hvězd, které se nacházejí ve vzdálenosti do 10 pc, takže ani tento počet není zřejmě konečný.
J. Johnsonová aj. sledovali pomocí obřího Keckova dalekohledu po dobu 15 min zjasnění trpasličí hvězdy třídy G, vyvolané efektem gravitační mikročočky OGLE-06-BLG-65. Vzdálený trpaslík se tak zjasnil o více než 5 mag, což umožnilo pořídit kvalitní vysokodispersní spektra a z nich odvodit zastoupení 17 chemických prvků v atmosféře tohoto silně metalického ([Fe/H] = +0,56) trpaslíka (poloha 1807-2747; gal. šířka -4°; 5,8 kK; log g = 4,4) až po těžké prvky, jako je síra a měď. Autoři tak zjistili, že prvky se sudým protonovým číslem mají vůči Slunci zastoupení nižší, na rozdíl od prvků s lichým protonovým číslem, kde je jejich zastoupení naopak vyšší než u Slunce.
C. Barban aj. využili koncem jara 2005 kanadské družice MOST k přesné rychlé fotometrii žlutého obra Ε Ophiuchi (= HD 146791; 3 mag; G9.5 III). Objevili tak oscilace jasnosti hvězdy, obdobné slunečním. Frekvence oscilací v pásmu 25 – 80 μHz mají relativní amplitudy (3 – 13).10-5.
D. Ciardi aj. změřili pomocí interferometrů CHARA na Mt. Wilsonu a PTI na Mt. Palomaru úhlový průměr osamělé chemicky pekuliární hvězdy λ Bootis, jejíž stáří a hmotnost závisí na její metalicitě, tj. při sluneční metalicitě by byla stará jen 200 mil. let při hmotnosti 1,7 M☉, kdežto při nízké metalicitě by byla stará 2,5 mld. roků a měla hmotnost 1,3 M☉. Efektivní teplota hvězdy činí 8,9 kK a její úhlový průměr 0,0005″, tj. 1,7 R☉.
Infračervený interferometr ISI na Mt. Wilsonu posloužil K. Tatebeovi aj. k objevu odchylek od kulového tvaru ve středním infračerveném pásmu u červeného veleobra Betelgeuse (α Ori; M2 Ib; 15 M☉; 130 pc). Zatímco v blízké infračervené oblasti se hvězda jeví jako kulová, ve středním pásmu je její rovníkový průměr (0,047″) o 17 % delší než průměr polární, přičemž obvodová rychlost rotace Betelgeuse na rovníku činí 32 km/s. Střední poloměr hvězdy dosahuje rekordních 4,7 AU a průměrná hustota hvězdy je proto nesmírně nízká (o více než 7 řádů nižší než hustota vody za normálních podmínek) - hvězda je doslova jen "z plynových hadrů", jak už v r. 1878 napsal v Kosmických písních Jan Neruda. Jasnost Betelgeuse nepravidelně kolísá s roční amplitudou až 0,5 mag. To souvisí s kondenzacemi prachu v chladné obálce molekulového plynu, která se vznáší od vzdálenosti 1,4 AU nad fotosférou hvězdy a v níž zrnka různých minerálů nasedají na sklovitý korund (Al2O3) a tím zastiňují viditelné světlo hvězdy.
A. Frebelová aj. nalezli pomocí spektrografu UVES VLT (ESO) ve spektru hvězdy HE 1523-0901 (V = 11 mag) s velmi nízkou metalicitou ([Fe/H] = -2,95!) a rekordním stářím 13,2 mld. roků (tj. z ≈ 10 !) překvapivě i čáry uranu a thoria. To svědčí o již dříve proběhlém procesu tvorby těžkých prvků rychlým zachycováním neutronů v jádrech atomů železa (proces r) během výbuchu anonymních supernov, neboť tyto prvky s protonovým číslem vyšším než 28 jsou v této mimořádně staré hvězdě zastoupeny stejně jako na Slunci.
J. Hall aj. pozorovali jasnost a spektrum slunečního protějšku 18 Scorpii po dobu celého desetiletí. Odhalili tak periodu chromosférické aktivity hvězdy 7 let, přičemž jasnost kolísá v téže periodě jen o 0,09 %. J. Meléndez aj. našli ještě lepší sluneční analogy v podobě hvězd HIP 56948 (= HD 146231) a HIP 73815. Zejména první z nich se Slunci neobyčejně podobá i v takových jemnostech, jako je stáří, nepřítomnost horkých jupiterů a obsah lithia. Hvězda je od Slunce vzdálena 65 pc a od galaktické roviny jen 50 pc.
F. Freistetter aj. zkoumali nepravidelnosti ve známém prachoplynovém disku hvězdy β Pictoris, které lze podle jejich mínění nejlépe vysvětlit přítomností exoplanety o hmotnosti 2 – 5 Mj na kruhové dráze o poloměru 12 AU. Za drobnější strukturální rysy disku a výskyt vnějších prstenců ve vzdálenostech 500 – 800 AU od hvězdy údajně mohou další dvě exoplanety o hmotnostech <0,6 a <0,2 Mj, obíhající ve vzdálenostech 25 a 45 AU.
Pro testování kvality amatérských dalekohledů se dlouhá léta hodila vizuální dvojhvězda Porrima se stejnou jasností i barvou složek (γ Vir; 3 mag; sp. F0 V; 12 pc), ale jejich úhlová rozteč se během doby výrazně mění vinou vysoce výstředné (e = 0,88!) oběžné dráhy v periodě 169 let. Obě složky prošly naposledy pericentrem v květnu 2005, kdy úhlová rozteč klesla na 0,3″. Nyní však dosáhla bezmála 0,9″ a kolem r. 2020 bude opět dobrým testem kvality amatérských dalekohledů stejně jako tomu bylo před r. 1980. Obě složky dvojhvězdy se ocitnou v apastru v r. 2088, kdy jejich úhlová rozteč dosáhne 6,0″.
S. Berdyugina a G. Henry sledovali po dobu 31 roků (1975-2006) změny jasnosti těsné dvojhvězdy V711 Tau (= HR 1099; sp. K1 IV a G5 IV; oběžná doba 2,8 d). Našli tak dvě periody hvězdných aktivit 15,5 a 5,3 r, které jsou patrně projevem migrace aktivních šířek na povrchu hvězd podobně, jak to vykazuje známý motýlkový diagram migrace slunečních skvrn k rovníku během cyklu sluneční činnosti.
J. Southworth aj. využili fotometru na družici WIRE k získání mimořádně přesné (±0,000 3 mag!) a podrobné (30 tis. měření) světelné křivky pro jasnou (V = 1,9 mag) zákrytovou dvojhvězdu β Aur (= HR 2088). To mj. umožnilo změřit nelineární průběh okrajového ztemnění u obou složek sp. tříd A1 IV, což ve svém důsledku zvětšilo poloměry obou složek o 0,4 % na 2,76 a 2,57 R☉. Hvězdy ve vzdálenosti 25 pc od nás o hmotnostech 2,4 a 2,3 M☉ jsou staré přibližně 500 mil. roků.
P. Kervella a A. Domiciano de Souza objevili druhou složku u jasné hvězdy jižní oblohy Achernar (α Eri; B3-4 IIIe až V; 15 – 20 kK; rychlá rotace 220 – 270 km/s) pomocí infračervené kamery VISIR VLT (ESO). Průvodce sp. třídy A7 V je úhlově vzdálen jen 0,3″ od mateřské hvězdy, tj. v projekci 12 AU, a vysílá v infračerveném pásmu skoro 2 % záření Achernaru. Obíhá kolem mateřské hvězdy v rovině jejího rovníku a sdílí s ní vlastní pohyb tempem 0,097″/rok. Achernar sám vysílá hvězdný vítr zejména z horkých polárních čepiček a je fakticky nejbližší známou hvězdou typu Be.
G. McIntosh a G. Rustan určili poprvé přibližné dráhové parametry symbiotické dvojhvězdy R Aqr, jež se skládá z proměnné obří hvězdy typu Mira Ceti a bílého trpaslíka. Obě hvězdy obíhají kolem společného těžiště v periodě 34,6 roku po dráze s minimální hodnotou velké poloosy 3,5 AU a velkou výstředností e = 0,5. takže v periastru dochází k přetoku hmoty přes Lagrangeův bod L1 od obra k trpaslíkovi.
V r. 1997 ukázala měření družice HIPPARCOS, že jasná hvězda η Mus (V = 4,8 mag; vzdálenost 125 pc) je ve skutečnosti dvojhvězda. Nyní V. Bakis aj. zjistili, že se skládá ze dvou téměř shodných složek A a B o hmotnostech 3,3 M☉, poloměrech 2,1 R☉ a teplotách 13 kK. Obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 14 R☉ v periodě 2,4 d při sklonu dráhy 77°. Kromě toho třetí hvězdou v soustavě je složka C slabší o plných 5 mag než zmíněný pár, vzdálená úhlově 2,7″. Poslední složka D ve vzdálenosti 60″ tvoří sice s párem A+B vizuální dvojhvězdu, ale není k němu gravitačně vázána. Nicméně všechny čtyři hvězdy patří do téže hvězdné asociace OB (Cen - Cru).
Jižní proměnná hvězda AB Dor je podle M. Jansona aj. ve skutečnosti čtyřnásobnou soustavou, jak ukázala měření adaptivní optikou NACO VLT (ESO). Dosud známá vizuální dvojhvězda AB Dor A+B (vzdálenost 15 kpc od Slunce) s úhlovou roztečí složek 10″ se ve skutečnosti skládá ze dvou dvojhvězd. Proměnná hvězda A (sp. dK1; rotační per 0,5 d) má totiž průvodce C, jenž byl nejprve objeven dynamicky a posléze rozpoznán i opticky jako trpaslík dM5. Složka A vykazuje silnou optickou i rentgenovou proměnnost. Hvězda B je však rovněž těsnou dvojhvězdou o stáří <100 mil. roků, která se skládá ze dvou hvězd sp. třídy M a M5.5 o hmotnostech 0,13 a 0,15 M☉.
Také P. Harmanec aj. nalezli novou čtyřhvězdu V379 Cep (= HD 197770; vzdálenost 500 pc), skládající se rovněž ze dvou těsných dvojhvězd. První dvojice A je zákrytovou dvojhvězdou, objevenou r. 1993. Složky Aa (sp. B2 III; 22 kK; 13,8 kL☉; 8 R☉; 11 M☉) a Ab (20 kK; 1,4 kL☉; 3 R☉; 6 M☉) kolem sebe obíhají v periodě 100 d po dráze s výstředností e = 0,15 a velkou poloosou 1,1 AU. Druhá dvojice Ba a Bb je jednočárovou spektroskopickou dvojhvězdou, jejíž složky obíhají v periodě 159 d po dráze s výstředností e = 0,5 a jejíž úhrnná hmotnost činí 11 M☉. Těžiště soustav A a B obíhají kolem sebe v periodě téměř 22 roků po dráze s výstředností e = 0,5 a délkou velké poloosy přes 23 AU.
A. Caballero ohlásil objev mimořádně chladné dvojhvězdy Koenigstuhl 1AB s úhlovou roztečí 1,3 obl. minuty! mezi složkami LEHPM 494 (sp. M6 V) a DENIS-P J0021-42 (sp. M9.5 V). Podvojnost soustavy se projevila souběžným vlastním pohybem obou složek po dobu 22 roků, přičemž jejich minimální lineární rozteč 1,8 kAU se za tu dobu vůbec nezměnila. Dvojhvězda je od nás vzdálena 23 pc; složky mají hmotnost 0,10 a 0,08 M☉ a jejich stáří se odhaduje na 2 – 10 mld. roků. Ještě větší úhlovou (1,4 obl. min.), ale zejména lineární (5,1 kAU) rozteč má dle E. Artigaua aj. pár hvězd (popř. hnědých trpaslíků?) s hmotnostmi pod 0,1 M☉ (Phe; poloha 0127-50; 21 a 22 mag; sp. M6.5 V a M8 V; teploty 2,7 a 2,5 kK; vzdálenost 62 pc; oběžná doba ≈ 0,5 mil. roků!) objevený ze souběžných vlastních pohybů v katalozích 2MASS a DSS (ESO) a proměřovaný v blízké infračervené oblasti 8m reflektorem Gemini S na Cerro Pachón v Chile.
G. Chabrier aj. ukázali, že tempo vývoje dvojhvězd, popřípadě i kombinace hvězda-hnědý trpaslík, je silně ovlivněno především rychlou rotací složek dvojhvězdy a vysokou indukcí jejich magnetických polí tím, že takové hvězdy mají menší přenos tepla a nižší efektivní teploty, ale zato větší poloměry.
J. North aj. využili interferometru SUSI v Sydney k určení dráhových i fyzikálních parametrů dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy γ2 Velorum (asociace Vel OB2; vzdálenost 336 pc je podstatně větší než vzdálenost z družice HIPPARCOS), jejíž sekundární složka je k nám nejbližší hvězdou typu WR. Obě složky obíhají v periodě 78,5 d kolem společného těžiště po výstředné (e = 0,3) dráze se sklonem 65,5°, přičemž primární složka (sp. O 7.5e II-III; Mv = -5,6 mag; 280 kL☉; 17 R☉; 28,5 M☉) obíhá těžiště po dráze s velkou poloosou 0,3 AU, kdežto sekundár (sp. WC8; Mv = -4,3 mag; 9 M☉) má délku poloosy 0,9 AU. Stáří soustavy činí 3,5 mil. roků. Další zkoumanou dvojhvězdou byla těsná dvojhvězda σ Scorpii (vzdál. 174 pc souhlasí s hodnotou HIPPARCOS; stáří 10 mil. roků). Primární složka je proměnná typu β Cep (V = -4,1 mag; 13 R☉; 18 M☉), kdežto sekundár má hmotnost 12 M☉.
M. Groenewegen aj. nově zpracovali pozorování proměnné HD 23642, jediné zákrytové a dvojčárové spektroskopické dvojhvězdy v Plejádách. Zatímco spektroskopicky byla podvojnost soustavy objevena již v r. 1957, mělká zatmění složek jsou známa až od r. 2003, takže k určení elementů soustavy je třeba využít také spektroskopických údajů metodami rozpletení spekter, které vyvinul P. Hadrava. Jak známo, slouží pozorování dvojčárových spektroskopických a současně zákrytových dvojhvězd jako nezávislá metoda určení vzdálenosti soustavy od Slunce. Autoři tak po pečlivém zpracování obdrželi vzdálenost dvojhvězdy (a tedy i hvězdokupy Plejády) 138 pc, což výborně souhlasí s trigonometrickým měřením z HST (135 pc), ale zato se výrazně liší od kontroverzní hodnoty 118 pc, vypočtené z měření astrometrické družice HIPPARCOS.
A. Derekas sestavili katalog zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu, které byly objeveny při projektech hledání gravitačních mikročoček MACHO v letech 1992-2000. Katalog obsahuje 3 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimiž převažují modré hvězdy hlavní posloupnosti, následováni červenými obry. S. Rucinski aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu CFHT k hledání třetích složek dotykových dvojhvězd, pokud rozteč ke třetí složce převýšila 1″. Našli tak 3 nové třetí složky u 6 dvojic a vzdálené třetí složky u dalších 3 soustav. Ukázali, že pokud má těsná dvojhvězda oběžnou dobu kratší než 1 den, je výskyt vzdálenější třetí složky téměř pravidlem. Zastoupení třetích složek v těsné dvojhvězdě evidentně stoupá už pro periody <30 dnů a pro periodu 9 dnů dosahuje výskyt třetích složek 50 %.
S. Lépine a B. Bongiorni hledali v katalogu HIPPARCOS dvojhvězdy mezi hvězdami s vlastním pohybem >0,15″/r; většinou šlo tedy o hvězdy relativně blízké ke Slunci (<100 pc). Našli tak celkem 521 dvojhvězd s roztečí složek 3 – 1 500″, z toho bylo 15 trojic a jedna čtveřice. Celkem 130 takto pozorovaných dvojhvězd nebylo předtím známo; z toho 44 má sekundární složku slabší než V = 15 mag. Pro hvězdy jasnější než 19 mag je přehlídka prakticky úplná pro rozteče mezi složkami v rozmezí 20 – 300″. Přinejmenším 10 % blízkých hvězd má průvodce odlehlé od primáru o více než 1 kAU. A. Frankowski aj. porovnávali katalogy vlastních pohybů Tycho 2 a HIPPARCOS a nalezli v nich celkem 103 tis. hvězd v párech. Relativní četnost párů nezávisí na spektrální třídě. Pro hvězdy blíže než 50 pc od Slunce našli oběžné doby párů v rozmezí 3 – 80 roků. I. Bulut a O. Demircan vydali nový katalog dvojhvězd s výstřednými drahami složek, jenž obsahuje 124 dvojhvězd. Dalších 150 výstředných drah není dosud potvrzeno.
L. Li aj se zabývali otázkou vzniku dotykových dvojhvězd typu W UMa. Studiem 97 takových soustav v obecném poli Galaxie zjistili, že slapově zamrzlá oběžná perioda činí dvě a čtvrt dne. To znamená, že dotykové soustavy vznikají ze soustav oddělených, pokud mají jejich předchůdci periodu kratší než je zmíněná zamrzlá perioda. V mezním případě ovšem trvá přechod z odděleného na dotykový systém plné 3,2 mld. let.
První novu r. 2007 objevil W. Liller už koncem ledna na observatoři CTIO v Chile v poloze 1143-58. Byla označena jako V1065 Cen a v maximu dosáhla 8 mag. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 2 tis. km/s. Hned počátkem února následovala nova V1280 Sco v poloze 1658-32, která dosáhla maxima 3,7 mag v polovině února a její obálka se rozpínala tempem 500 km/s. Pak nastal prudký pokles jasnosti až na 13 mag do 20.3. Za pouhých 80 dnů od maxima dosáhla nova prvního minima 14,5 mag a silně zčervenala. Pak se však počala znovu zjasňovat k sekundárnímu maximu 12 mag kolem 22.5. Od poloviny června do poloviny srpna měla přibližně stálou jasnost lehce nad 15 mag, ale pak se během necelého měsíce znovu zjasnila na 12 mag. V témže souhvězdí byla koncem února objevena nova V1281 Sco v poloze 1657-35, jež dosáhla 9 mag a její obálka se rozpínala rychlostí 1,8 tis. km/s. V polovině března vzplanula nova V2467 Cyg v poloze 2028+42, která dosáhla v maximu 7,5 mag a její obálka se rozpínala tempem 1,15 tis. km/s. Koncem října však dosáhla již koronální fáze svého vývoje a infračervená spektra potvrdila přítomnost vysoce ionizovaných zakázaných čar [Si X] a [S XI] a [P VII] a poukázala na vysoký barevný exces ve směru k nově [E(B-V) = +1,7 mag]. Tempo rozpínání obálky stouplo na 2 tis. km/s.
Dne 19.3. vybuchla nova V2615 Oph v poloze 1743-23 s maximem 10 mag a rychlostí rozpínání 950 km/s. O tři týdny později vybuchla poprvé od svého objevu v r. 1983 kataklyzmická proměnná GW Lib (typ WZ Sge), která se během jediného dne 12.4. zjasnila o 4 mag na 10 mag. V polovině dubna objevil Y. Sakurai novu V5558 Sgr v poloze 1710-19, která dosáhla maxima 6,6 mag až v polovině července. Šlo tedy o velmi netypickou novu s infračerveným kontinuem bez čar, odpovídající nízké teplotě černého tělesa jen 2 kK. Infračervená spektra z poloviny října však odhalila silné čáry He I a Fe II a slabší čáry N I a C I. Odtud vyplynulo tempo rozpínání plynné obálky 1,6 tis. km/s. Koncem května vzplanula nova V390 Nor v poloze 1632-45, jež dosáhla svého maxima 9 mag až 7. června 2007.
Počátkem srpna vybuchla nova V458 Vul v poloze 1954+21, jež dosáhla maxima jasnosti 8,4 mag 9. 8. Do konce měsíce zeslábla na 10,7 mag a do konce září na 12 mag. Její plynné obaly se rozpínaly rychlostí 1,9 tis. km/s, avšak během října se objevily v infračerveném spektru rekordně silné čáry He I, svědčící o rozpínání plynné obálky rychlostí až 2,7 tis. km/s. V polovině listopadu objevil portugalský astronom-amatér A. Pereira novu V597 Pup v poloze 0816-34 jako objekt 7 mag. Byl to jeho další objev novy po 626 h nočních pátrání od předchozího objevu novy V4740 Sgr dne 6.9. 2001! Nova dosáhla rychle maxima 6,6 mag a již koncem listopadu přešla do koronální fáze s rychlostí rozpínání plynného obalu 3,9 tis. km/s.
Patrně nejzajímavějším objektem roku 2007 se stala nova V598 Pup v poloze 0705-38, jejíž rentgenové zjasnění v pásmu 0,2 – 2 keV zaznamenala počátkem října družice Newton. V této poloze byla v polovině listopadu zpozorována jasná hvězda 10 mag, ale největším překvapením se stalo sdělení G. Pojmanského aj., kteří prohlédli příslušné snímky přehlídkového systému ASAS (širokoúhlý objektiv o průměru 70 mm; světelnost f/2,8 a kamera CCD) a tak zjistili, že týž objekt byl dokonce viditelný očima 6. 6. 2007 jako hvězda 4 mag (!), ačkoliv ještě 2.6. byl slabší než mezní hvězdná velikost přehlídky (14 mag). Infračervená spektra z konce listopadu prokázala, že nova přešla do koronální fáze s tempem rozpínání plynné obálky 2,4 tis. km/s.
B. Lane aj využili během června 2005 palomarského infračerveného interferometru PTI ke studiu rozpínání plynných obalů novy V1663 Aql, která vybuchla 9.6. a dosáhla v maximu 11 mag. Srovnáním lineárního a úhlového tempa rozpínání obálky získali spolehlivý údaj o mimořádně velké vzdálenosti novy 9 kpc. N. Vaytet aj. pořídili pomocí 4,2m dalekohledu WHT kvalitní spektra jedné z nejjasnějších nov minulého století DQ Her (vzplanutí v prosinci 1934, maximum 1,4 mag; zeslábnutí o 3 mag za 94 d), jež se stala prototypem tzv. intermediálních polarů (jde o bílé trpaslíky, jejichž akreční disk je ve vnitřní části deformován středně silným magnetickým polem trpaslíka). Spektra ukázala, že hvězdný vítr bílého trpaslíka je usměrněn do oblastí kolem jeho magnetických pólů s výtokovou rychlostí až 900 km/s. Kolem rovníku se nachází prsten viditelný v zakázané čáře [N II], jenž se rozpíná rychlostí 370 km/s. Sekundární složka těsné dvojhvězdy o hmotnosti 0,4 M☉ dodává plynule vodík do akrečního disku bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉. Celá soustava je od nás vzdálena 0,5 kpc.
G. Schwarz aj. se věnovali rozboru pozorování dvou nejrychlejších nov v historii astronomie V838 Her a V4160 Sgr, které obě vzplanuly shodou okolností v r. 1991. Pokles jasnosti obou nov o 2 mag po maximu totiž trval méně než 2 dny. Autoři zjistili, že v obou případech šlo o novy typu ONeMg; tj. o výbuchy velmi hmotných bílých trpaslíků, přičemž hmotnost obálek dosáhla jen 10-5 M☉. Ve spektru nov dominovaly čáry Ne. Přebytek vykázaly rovněž prvky Si, S, N a C.
J. Ness aj. prohlédli archiv družice Swift od počátku r. 2005 až do konce června 2006 s cílem identifikovat v něm novy, které měly měřitelné rentgenové záření. Z 12 hledaných nov nezjistili žádné rentgenové záření u 4 a slabé u dalších 3. Velmi silné rentgenové záření vykázaly novy V4745 Sgr (výbuch 25.4. 2003), V574 Pup (20.11. 2004), V382 Nor (13.3. 2005), V723 Cas (24.8. 2005) a V1047 Cen (1.9. 2005), což je důkaz, že na povrchu příslušných bílých trpaslíků probíhaly během výbuchu novy po delší dobu jaderné reakce při teplotách až 50 MK.
I. Hachisu aj. studovali světelnou křivku rekurentní novy RS Oph (vzdál. 1,6 kpc) ve velmi měkkém rentgenovém pásmu a odvodili odtud hmotnost bílého trpaslíka v soustavě na 1,35 M☉. Jelikož trpaslík získává akrecí průměrně 1.10-7 M☉/r, vyplývá odtud, že dosáhne během několika set tisíc let Chandrasekharovy meze a vybuchne jako supernova Ia. Podle J. Nesse aj. činí tempa rozpínání slupek RS Oph z posledního výbuchu (únor 2006) 770 – 1 290 km/s. J. Bode aj. objevili ve spektru po výbuchu zakázané čáry [O III] a [Ne V], které svědčí o dvojprstencové struktuře bipolární obálky s průměrem 580 AU. Obálka se rozpíná vysokou rychlostí 5,6 tis. km/s.
D. Hatzidimitriou aj. uvedli, že od r. 1929, kdy E. Hubble objevil v galaxii M31 první novu pomocí 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu, bylo v této soustavě objeveno již více než 470 nov. Průměrná četnost nov se tak odhaduje na 65 případů za rok. Pouze u 10 nov převážně ve výduti galaxie se podařilo získat i spektra. Poslední takto sledovaná nova M31N 2005-09c však patří do disku M31 a její spektra na přelomu září a října 2005 byla pořízena 1,3m reflektorem. Další jasnou novu M31N 2007-11d objevili 17.11. K. Nishiyama a F. Kabashima v poloze 0045+42. Nova dosáhla maxima 14,5 mag necelé 3 d po objevu. M. Henze aj. prohlédli pomocí speciálního algoritmu digitální archiv snímků galaxie M31 obří 2m Schmidtovou komorou v Tautenburgu v období let 1960-1996 a našli na nich celkem 84 kandidátů na novy včetně jedné rekurentní novy. Zřejmě by se vyplatilo uskutečnit obdobné přehlídky i pro další velké archivy.
W. Pietsch aj. hledali v téže galaxii rentgenové protějšky optických nov v období od července 2004 do února 2005 v údajích z družic ROSAT, Newton a Chandra. Rentgenový signál našli u 11 z 34 sledovaných nov; z toho 7 nov bylo pozorováno v rentgenovém pásmu ještě 9 let po vzplanutí! Autoři uvedli, že zhruba třetina nov patří při dnešní úrovni citlivosti rentgenových družic mezi extrémně měkké přechodné rentgenové zdroje.
J. Madrid aj. odhalili pomocí STIS HST celkem 13 nov v galaxii M87 (Vir; vzdálenost 16 Mpc). Jejich jasnosti v době maxima se pohybovaly v rozmezí 23,5 – 24,3 mag. Odtud odhadli spodní hranici četnosti nov v této galaxii na 64 případů za rok. S. Kulkarni aj. zkoumali neobvykle jasné vzplanutí hvězdy OT 2006-1, objevené jako objekt 19 mag v galaxii M85 (= NGC 4382; Vir) počátkem roku 2006. Při známé vzdálenosti galaxie od nás se totiž ukázalo, že objekt vzdálený od centra galaxie 2,3 kpc dosáhl v maximu absolutní hvězdné velikosti -4 mag v červeném oboru spektra a během 2 měsíců od výbuchu vyzářil energii 1040 J, tj. šestkrát větší než podobný objekt nalezený před časem v galaxii M31. Efektivní teplota zdroje byla vcelku nízká - jen 4,6 kK a ve spektru nebyly objeveny žádné spektrální čáry. Autoři se proto domnívají, že jde o novou třídu vybuchujících hvězd na rozhraní mezi novami a supernovami.
M. Kato a I. Hachisu modelovali fázi superEddingtonova vyzařování pěti nov, jež byly sledovány družicí IUE (V693 Cra; V1974 Cyg; V1668 Cyg, V351 Pup a OS And). Obdrželi tak hmotnosti příslušných bílých trpaslíků v rozmezí 0,95 – 1,3 M☉ a jejich revidované vzdálenosti 1,8 – 4,4 kpc. Titíž autoři uveřejnili na základě pozorování 10 klasických nov v r. 2005 vzorové světelné křivky pro sférické výbuchy nov a odtud odvodili rozmezí hmotností příslušných bílých trpaslíků 0,7 – 1,3 M☉. Aplikace téhož postupu na starou novu GK Per z r. 1901 dala hmotnost bílého trpaslíka 1,15 M☉.
Nejstarší známá nova CK Vul z r. 1670 představuje podle M. Hajduka aj. značný interpretační oříšek. Byla mimořádně pomalá (pozorovatelná po 2 roky), v maximu dosáhla 3 mag a pokles na 6 mag trval 100 dnů. Pak se však znovu zjasnila až na 2,6 mag a opět zeslábla pod hranicí viditelnosti očima, načež se potřetí vynořila lidskému zraku plných 600 dnů po prvním maximu, ovšem jen na 5,5 mag. Moderní pozorování postnovy v různých spektrálních pásmech celý výklad spíše zkomplikovalo. V r. 1980 se podařilo objevit kolem dvojhvězdy společnou obálku o průměru 15″ a rádiové záření bipolární mlhoviny na frekvenci 5 GHz. Rozměry bipolární mlhoviny dosahují 70″, takže cirkumbinární obálka se nachází "v pase" bipolární mlhoviny. Rozpíná se rychlostí 360 km/s a její hmotnost dosahuje 0,05 M☉. Autoři nabízejí řadu možností, jak tato pozorování navzájem skloubit, ale výsledek je zatím problematický.
R. Puebla aj. měřili tempo přenosu vodíku do akrečních disků pro 10 starých nov a 22 objektů podobných novám. Ukázali, že průměrné tempo přenosu hmoty u klasických nov dosahuje 3.10-8 M☉/r, zatímco u hvězd podobných novám je asi třikrát nižší. N. Epelstein aj. uskutečnili modelové výpočty pro vývoj bílých trpaslíků o hmotnosti 1,0 a 0,65 M☉ za předpokladu stálých temp akrece vodíku na povrch bílých trpaslíků 1.10-11 M☉/r, resp. 1.10-9 M☉/r a počáteční teploty na povrchu obou modelových trpaslíků 30, resp. 50 MK. Překlenuli tak interval 1 – 3 tis. explozí novy, tj. časový interval až 15 Gr.
Zjistili, že pro vývoj bílého trpaslíka jsou rozhodující tři základní parametry modelu, tj. počáteční hmotnost bílého trpaslíka, počáteční teplota jeho izotermálního jádra a ovšem i tempo přenosu hmoty. Po delší dobu se cykly chovají totožně, ale dlouhodobě je patrná tendence k poklesu teploty jádra a také k tomu, že výbuchy vedou k větší ztrátě hmotnosti bílého trpaslíka, než činí v mezidobí její přírůstek přenosem vodíku od druhé složky dvojhvězdy. Když se hmotnost bílého trpaslíka zmenšuje, projeví se to zpomalováním poklesu jasnosti novy těsně po výbuchu, takže u trpaslíka o hmotnosti 1 M☉ se z velmi rychlé novy stává nova rychlá.
J. José aj. ukázali, že novy jsou hlavním zdrojem obohacování mezihvězdné látky nuklidy 15N, 17O a 13C a v menší míře též nuklidy 7Li a 26Al. Velikost těchto příspěvků k chemické pestrosti mezihvězdné látky se mění během stárnutí galaxií. U velmi raných těsných dvojhvězd s nízkou metalicitou jsou totiž rozpínající se obaly kolem bílého trpaslíka hmotnější a nukleárně aktivnější než u pozdějších klasických nov, takže celý jev spadá do přechodného stádia mezi novou a supernovou. V obálkách se proto navíc vyskytuje také Ti (Z = 22) a produkty nukleosyntézy až po Cu (Z = 29) a Zn (Z = 30). Nízká metalicita také způsobí vznik mnoha typických presolárních zrnek, jejichž původ nebyl dosud jasný.
J. Echevarría aj. pořizovali po 12 let vysokodisperzní spektra trpasličí novy EY Cyg s cílem získat geometrické i fyzikální parametry celé soustavy s oběžnou dobou 0,5 d a vzájemnou vzdáleností složek jen 2 mil. km. Jelikož se jim podařilo určit sklon dráhy i = 14°, dostali tak hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M☉ a jeho průvodce sp. třídy dK0 0,5 M☉. Sekundární složka je však o třetinu větší než hvězdy hlavní posloupnosti téže spektrální třídy. Titíž autoři obdrželi podobnou cestou parametry prototypu trpasličích nov třídy U Geminorum. V tomto případě má bílý trpaslík hmotnost 1,2 M☉ a jeho průvodce sp. třídy M6 V jen 0,6 M☉ a poloměr 1,6 R☉. Akreční disk kolem bílého trpaslíka zcela vyplňuje Rocheův lalok, takže dochází k přímým srážkám přetékajícího vodíku s diskem v podobě známé horké skvrny.
M. Bitner aj. zkoumali další prototyp trpasličích nov třídy SS Cyg. Z elipsoidálního tvaru světelné křivky s periodou 0,3 d odvodili přibližný sklon oběžné dráhy na ≈ 50° a odtud hmotnosti bílého trpaslíka 0,8 M☉ a jeho průvodce sp. K4-5 na 0,6 M☉. Tvar světelné křivky ovlivňuje interakce akrečního disku s povrchem bílého trpaslíka, zatímco i v tomto případě je sekundár zřetelně větší, než by odpovídalo jeho spektrální třídě. J. Lasota aj. upozornili na problém příliš vysoké vzdálenosti SS Cyg od nás odhalený astrometrií pomocí FGS HST (166 pc). Je-li totiž soustava od nás vzdálena více než 140 pc, pak nelze tempo akrece vodíku během výbuchu ani střední velikost přenosu hmoty vysvětlit nestabilitou akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Buď je tedy změřená paralaxa chybná, anebo je nesprávně modelovaná akrece v disku.
A. Linnell aj. využili prvotřídních dat z družice FUSE a ze spektrografu STIS HST k určení parametrů kataklyzmické proměnné IX Vel (vzdál. 95 pc). Sklon dráhy o periodě 4,6 h činí 57°, takže hmotnost bílého trpaslíka dosahuje rovněž 0,8 M☉ a jeho průvodce 0,5 M☉. Jejich efektivní teploty činí 60 a 3,5 kK a jejich vzájemná vzdálenost jen 1,1 mil. km. Tempo přenosu hmoty ze sekundáru do akrečního disku bílého trpaslíka o poloměru 10 tis. km dosahuje téměř 1.10-8 M☉/r.
M. Shara aj. objevili na snímcích ultrafialové družice GALEX výběžky horkého plynu o délce řádu parseku v okolí trpasličí novy Z Cam, která vykazuje pravidelná vzplanutí o 3 mag každé tři týdny. Autoři se domnívají, že výběžky jsou důkazem občasného výbuchu trpasličí novy jako novy klasické, čímž potvrdili podezření teoretiků, že takový přeskok mezi oběma typy vzplanutí je možný. Ostatně již r. 1962 uvedl P. Y. Ho, že ve starověkých čínských záznamech byl na tomto místě oblohy pozorována očima "hostující hvězda" v říjnu a listopadu r. 77 př. n.l. Byl by to v tom případě vůbec nejstarší záznam o výbuchu novy (starší hostující hvězdy byly vesměs supernovy).
Snad největším překvapením roku 2007 v oboru výzkumu proměnných hvězd byl objev obloukové rázové vlny a turbulentní plynné vlečky u známé dlouhoperiodické polopravidelné proměnné hvězdy Mira Ceti (sp. M7 III; 1,5 M☉; vzdál. 107 pc), která je fakticky nejstarší známou proměnnou hvězdou vůbec. D. Martin aj. našli tento pozoruhodný útvar při rutinní prohlídce snímků ultrafialové družice GALEX, pořízených na vlnové délce 152 nm v listopadu a prosinci 2006. Objev byl vzápětí potvrzen opticky na Mt. Palomaru ve světle zakázaných čar [O II] a [S II]. Ultrafialová vlečka se nachází na sever od Miry a svým vzhledem připomíná kometu s chvostem o délce plné 2° (4 pc). Směr chvostu odpovídá směru vlastního pohybu Miry rychlostí 0,23″/r (130 km/s).
Chvost vzniká turbulentním mícháním chladného mezihvězdného molekulového vodíku s rázově ohřátým plynem, který Mira ztrácí, přičemž epizody zvýšené ztráty mají průměrné trvání řádu 10 tis. roků. Před Mirou se pak nachází zřetelná oblouková rázová vlna ve vzdálenosti asi 0,2 pc, vznikající hypersonickou srážkou hvězdného větru s chladnými molekulami mezihvězdného vodíku. Celkový zářivý výkon rázové vlny a chvostu v pásmu FUV dosahuje řádu 1025 W, ale mechanická energie mlhoviny je ještě 20krát vyšší. C. Wareing aj. uvedli, že chvost začal vznikat již před 450 tis. lety. Mira totiž patří do asymptotické větve obrů (AGB), pro něž je typická velká a proměnná ztráta hmoty.
U. Munari aj. pozorovali od konce října 2006 výrazné změny jasnosti i vzhledu spektra pekuliární eruptivní proměnné V838 Mon. Složka dvojhvězdy B3 V začala slábnout, takže její jasnost poklesla v oboru B celkem o 1,2 mag a v oboru V o 0,55 mag. Současně vzrostla intenzita emisních spektrálních čar Fe II i [Fe II]. Celá epizoda skončila po 70 dnech počátkem ledna 2007. Autoři tento podivuhodný úkaz vysvětlují tečným zákrytem horké složky mimořádně chladným veleobrem třídy L, jenž je pozůstatkem po explozi hvězdy z r. 2002.
M. Afsar a H. Bond uveřejnili rozsáhlou studii o okolí V838 Mon. Ukázali na základě a snímků z kamery ANDICAM (1,3m reflektor) a spekter SMARTS (1,5m reflektor, CTIO), že proměnná je součástí mladé hvězdokupy tvořené hvězdami třídy B ve vzdálenosti 6,2 kpc od nás, jejíž stáří je určitě menší než 25 mil. roků. Určili také hodnotu barevného excesu ve směru ke hvězdokupě E(B-V) = 0,85 mag, což umožnilo zpětně určit absolutní hvězdnou velikost V838 Mon v maximu (R = -9,7 mag). Ta je zcela blízká hodnotě R = -9,8 mag pro podobnou eruptivní proměnnou M31 RV, která vzplanula ve výduti galaxie M31 v r. 1988. Autoři zjistili, že obě hvězdy byly během explozí velmi chladné a obě měly ve své blízkosti ranou hvězdu třídy B. Jasnosti obou objektů před výbuchem byly tudíž dány jenom jasností jejich horkých složek; jinými slovy, explodující objekty měly před výbuchem nepatrnou svítivost.
Tím padají mnohé domněnky o příčině výbuchu obou hvězd a zbývají dle názoru autorů pouze dvě možnosti, totiž splynutí dvou hvězd, anebo srážka hvězdy s obří exoplanetou. V současné době totiž vidíme opět jen příslušnou druhou složku třídy B, případně zčásti zastíněnou prachem z exploze. Kolem hvězdy M31 RV nebyla ani pomocí HST objevena žádná mlhovina (světelná ozvěna), zatímco kolem V838 Mon se pozoruje nádherná, doslova učebnicová, světelná ozvěna - snímky HST z listopadu 2005 a září 2006 ukazují rozšiřování mlhoviny, které vedlo k nezávislému určení její vzdálenosti 6,1 kpc.
V polovině r. 2007 skončila dlouhá epizoda zjasnění proměnné δ Sco (typ γ Cas; klidová jasnost 2,3 mag; sp. BO IV), jež započala v červenci 2000 a postupně se vyšplhala až na 1,6 mag v r. 2003, takže hvězda zcela změnila vizuální vzhled souhvězdí Štíra. Byla to první taková epizoda proměnnosti a pravděpodobně souvisela s odvržením svítícího plynu z rovníku hvězdy, která se vyznačuje velmi rychlou rotací.
Naproti tomu proměnná R CrB s klidovou jasností 6 mag začala koncem června 2007 slábnout poprvé od února 2003. Při minulé epizodě zeslábla až na 12,7 mag během dvou měsíců a celá epizoda poklesu jasnosti trvala něco přes pět měsíců. Koncem r. 2007 však zeslábla až na 13,5 mag a tento pokles se stále ještě nezastavil.
C. Cicuneguiová aj. studovali změny jasnosti nejbližší hvězdy Proximy Centauri (sp. M.5 V), jejíž zářivý výkon dosahuje jen 6.10-5 L☉ a která rotuje kolem své osy extrémně pomalu v periodě 84 d. Přestože její stáří je srovnatelné se stářím Slunce, vykazuje překvapivou rentgenovou aktivitu v podobě krátkých erupcí s průměrnou četností až 2 erupce za den! To svědčí o existenci silných magnetických polí a tak není divu, že hvězda vykazuje obdobu sluneční činnosti, ovšem s podstatně kratší periodou 1,2 roku. Proximě stejně jako všem červeným trpaslíkům třídy M přitom zcela chybí zářivá zóna typická pro Slunce, jehož magnetické pole vzniká právě na rozhraní s konvektivní zónou. Ostatně stejnou obdobu sluneční činnosti s krátkou periodou 2,3 roku nalezli S. Baliunasová aj. také u červeného trpaslíka Lalande 21185 (UMa).
L. Ziurysová aj. zkoumali v pásmu submilimetrových vln červeného veleobra VY CMa, který patří mezi nejjasnější infračervené objekty na obloze, a v jeho hvězdném větru objevili celkem 17 molekul, z nichž řada obsahuje uhlík a kyslík (HCO+, CN, CO, CS, H2O, H2S, HCN, HNC, NaCl, NH3, NS, OH, PN, SiO, SiS, SO a SO2). Protože ve vesmíru je obecně více kyslíku než uhlíku, vznikla otázka, proč se veškerý uhlík nesloučí na oxid uhelnatý. Zmíněná pozorování ukazují, že takto skončí jen polovina uhlíku; druhá polovina se slučuje na organické molekuly, takže základ kosmické organické chemie musíme hledat také v obálkách červených veleobrů bohatých na kyslík, nejen u starých uhlíkových hvězd, jejichž prototypem je CW Leo.
G. Bower aj. prohlédli archiv rádiových pozorování obří anténní soustavou VLA v Novém Mexiku za posledních 22 let a našli tam 10 případů rádiových zjasnění, které patrně souvisejí s hvězdnými výbuchy neznámé povahy.
H. Harrisovi aj. se podařilo změřit trigonometrické paralaxy nejbližších 16 planetárních mlhovin v rozmezí 7,8 – 1,3 obl. milivteřin (130 – 770 pc), takže příslušné vzdálenosti jsou přesnější než nepřímé metody až do hodnoty 500 pc. To značně zlepší kalibraci vzdáleností planetárních mlhovin, jež jsou dobrými indikátory vzdáleností napříč téměř celou Galaxií.
K. Suová aj. našli pomocí SST infračervený prachový disk ve vzdálenostech 35 – 150 AU od centra planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix; Aqr; vzdálenost 210 pc), tj. od bílého trpaslíka o teplotě 110 kK. Samotná mlhovina je velmi mladá - vznikla teprve před 30 tis. lety. Prachový disk představuje patrně trosky planetární soustavy.
A. Córsico aj. využili asteroseismologie jádra planetární mlhoviny RX J2117+3412 (průměr 1,7 pc) k určení parametrů přechodného trpaslíka typu PG 1159: hmotnost 0,56 M☉; vzdálenost 450 pc; efektivní teplota 163 kK (rekord pro jádra planetárních mlhovin); svítivost 2,3 kL☉; log g = 6,6 (cgs); poloměr 0,06 R☉; hmotnost heliové slupky 0,02 M☉. Hmotnost takto určená však bohužel nesouhlasí s hodnotou hmotnosti, která vyplývá z vývojových modelů a spektroskopie a příčina tohoto rozporu není známa.
K. Gesicki a A. Zijlstra určovali hmotnosti centrálních hvězd v planetárních mlhovinách pomocí modelů planetárních mlhovin a dospěli k závěru, že většina bílých trpaslíků v jádrech planetárních mlhovin by měla mít hmotnost 0,61 M☉, což je ostatně blízké průměrné hmotnosti všech bílých trpaslíků (0,58 M☉). Autoři se dokonce domnívají, že bílí trpaslíci s nízkými hmotnostmi vůbec nevytvoří planetární mlhovinu.
M. Kilic aj. studovali pomocí MMT optická spektra 42 bílých trpaslíků s nízkou hmotností a objevili tak bílého trpaslíka SDSS J0917+46 (log g = 5,5; teplota 11 kK; vzdálenost 2,3 kpc) s dosud nejnižší známou hmotností 0,17 M☉. Titíž autoři vzápětí pomocí spekter ze 6,5m teleskopu MMT zjistili, že tento bílý trpaslík je lehčí složkou dvojhvězdy na kruhové dráze s oběžnou dobou 7,6 h. Primární složka dvojhvězdy má minimální hmotnost 0,28 M☉, což může být buď bílý trpaslík anebo neutronová hvězda. Horcí (>12 kK) bílí trpaslíci typu DA (atmosféra bohatá na H) v uvedeném souboru mají průměrnou hmotnost 0,6 M☉. Stejnou průměrnou hmotnost však mají také trpaslíci chladnější, kteří však mohou být často průvodci nerozlišené dvojhvězdy s oběžnými periodami 14,5 – 20 h. Jejich předchůdci by byly nejspíš rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností (LMXB).
E. Nelan rozlišil dvojhvězdnost bílého trpaslíka LB 11146 pomocí FGS HST při úhlové vzdálenosti složek jen 0,015″, což při vzdálenosti soustavy 40 pc představuje lineární vzdálenost složek 0,6 AU a oběžnou dobu 130 d. Obě složky jsou bílými trpaslíky třídy DA se silným magnetickým polem (70 mT), stejné efektivní teplotě i hmotnosti (0,9 M☉). Jejich souhrnná hmotnost tedy převyšuje Chandraskharovu mez. Jejich předchůdci museli mít původní hmotnost 5 M☉ a vyvinuli se do asymptotické větve obrů (AGB) s poloměry přes 1 AU. Dnešní rozměr jejich kruhové dráhy je tedy menší než rozměry předchůdců, takže v mezidobí se muselo něco zásadního udát, abychom dostali pozorovanou soustavu.
J. Holberg shrnul zajímavé údaje o historicky prvním pozorovaném bílém trpaslíku Síriovi B (8,5 mag; 1,0 M☉). Průvodce Síria A (-1,6 mag; 2,0 M☉) objevil americký optik A. Clark Jr. 31. ledna 1862 při testování nového refraktoru o průměru 0,45 m. Ve stejné vzdálenosti od jasné složky A bude trpaslík B opět v r. 2012; na konci roku 2007 byl necelých 8″ od ní a nejdále v apastru (13″) bude až v r. 2025. Naposledy byl opticky pozorován v 80. letech XX. stol., pak zmizel v záři Síria A. Jeho oběžná doba činí 50 r; sklon dráhy 137°, velká poloosa 20 AU a výstřednost e = 0,6. Celá soustava je stará asi 230 mil. roků a Sírius B byl původně hmotnější složkou systému, takže dospěl do stádia bílého trpaslíka jako první.
P. Dufour aj. našli v přehlídce SDSS přechodného trpaslíka typu PG 1159 s katalogovým číslem H1504+65, který se vyznačuje Swanovými pásy molekuly C2 ve spektru. Teplota jeho atmosféry přitom dosahuje 18 – 23 kK. S. Kepler aj. využili téže přehlídky SDSS k určení hmotností a teplot více než 7 tis. bílých trpaslíků sp. typu DA a 500 trpaslíků typu DB (atmosféra bohatá na He). Pro trpaslíky typu DA teplejší než 12 kK dostali střední hmotnost 0,6 M☉, ale pro 150 trpaslíků teplejších než 12 kK vyšla hmotnost 0,7 M☉. Nejvyšší hmotnost v souboru měl bílý trpaslík LHS 4033 (1,3 M☉) zcela ve shodě s Chandrasekharovou horní mezí ≈ 1,35 M☉. Autoři uvedli, že 97 % hvězd v Galaxii skončí jako bílí trpaslíci.
Největším překvapením při výzkumu bílých trpaslíků v r. 2007 se stalo nepochybně sdělení B. Zuckermana aj., že ve spektru bílého trpaslíka GD 362 (Her; 16 mag; teplota 11 kK; hmotnost 0,7 M☉; log g = 8,2; vzdál. 50 pc), které pořídili spektrografem HIRES Keckova teleskopu, nalezli čáry 17 chemických prvků, které se v podobném zastoupení vyskytují na Zemi a na Měsíci, konkrétně He, C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu a Sr. Autoři proto soudí, že na bílého trpaslíka nedávno spadla buď planetka nebo dokonce planeta zemského typu!
Dátum poslednej zmeny: 07. septembra 2009